XMM-Newton Detection of a Comptonized Accretion Disc in the Quasar PKS0558-504
我们提出了明亮的类星体PKS 0558 -504的XMM-牛顿观测。0.2-10 keV的光谱主要是由一个大的，可变的软X射线过剩。最快的通量变化意味着克尔黑洞的吸积。XMM-牛顿数据表明，在PKS 0558 -504中存在一个从光学波段延伸到~3 keV的“蓝色大凸起”。软X射线光谱显示没有明显的吸收或发射线特征的证据。对于这个巨大的蓝色热凸点，最可能的解释是由一个以高吸积率运行的热吸积盘的多温度日冕引起的康普顿化。
2000-10-19 astro-ph
Drilled by the jet? XMM-Newton discovers a Compton-thick AGN in the GPS galaxy Mkn668
我们报告了XMM-牛顿在宽线射电星系中发现的第一个康普顿厚度的模糊活动星系核，千兆赫兹峰值频谱源Mkn 668（OQ+208）。非常平坦的2-10 keV X射线光谱（观察到的光子指数，r ~ 0.7），以及突出的铁K-α荧光发射线，是康普顿反射主导光谱的清晰特征。Mkn 688代表了X射线光谱特性和光学分类之间差异的一个显著例子，因为其光谱的特征在于宽而不对称的巴耳末线。遮蔽物质被限制在无线电热点内，而无线电热点之间的距离约为10 pc。如果喷流穿透了遍布核环境的康普顿厚度介质，人们可能会在很大程度上低估了从观察到的热点衰退速度确定的无线电活动动力学年龄。软X射线光谱主要是由一个陡峭得多的组成部分，这可能是由于核连续电子散射，或逆康普顿-非常大-远红外发射。软X射线被另一个康普顿薄（N_H ~ 10^21/cm/cm）吸收系统所抑制，我们认为它是负责射电瓣自由-自由吸收的物质。
2004-02-26 astro-ph
Soft X-ray Properties of ULIRGs Based on a Large and Complete Sample
我们报告的交叉相关的903个超亮IRAS星系（ULIRGs）的ROSAT-全天巡天亮源目录和ROSAT存档指向观测的样本的结果。ULIRGs的样本是从PSCz红移巡天中收集的。ROSAT全天巡天和定点观测总共探测到35个ULIRG，其中5个是耀变体。测定了这些源在软X射线波段的统计特性，并与它们在其它波段的特性进行了比较。我们发现，软X射线的远红外通量的比例跨越约5个数量级，并达到约1的值。这一比率是反映超低收入农村团体主要能源的一个良好指标。那些软X射线与远红外线通量超过0.01的可能是由中心超大质量黑洞的吸积提供的，而那些比值小于0.001的可能是由恒星爆发或其他加热过程造成的，或者是康普顿厚源。一些ULIRG具有来自两者的能量贡献。对于大多数ULIRGs和超亮红外星系来说，这个比率很低，这解释了ROSAT和ASCA对它们的低探测率。我们还发现，一些ULIRGs有类似的软X射线光度与温度的关系，星系群和椭圆星系，这表明这些系统的共同起源。我们的研究还揭示了Seyfert 1 s/类星体的硬度比和软X射线光度之间的相关性。
2001-03-13 astro-ph
XMM-Newton observation of PG 0844 + 349
在一次约20 ksec的XMM-牛顿观测中，X射线瞬态射电宁静类星体PG 0844 + 349被发现处于历史上最高的状态，与以前的X射线观测相比。类星体显示出一个没有特征的光谱，在硬幂律的外推上有很强的软过剩。具有Gamma_{soft}~2.75、Gamma_{hard}~2.25和E_{break}~1.35 keV的破缺能量的康普顿化模型或破缺幂律代表光谱连续区的可接受的描述。在康普顿化模型中，康普顿化气体的温度比一般在（宽线）塞弗特星系中发现的要低得多，而光学深度要高得多。由于在NLSy1星系中观察到类似的行为，这可能是这两类AGN不同物理条件的指示。在XMM-牛顿观测期间，PG 0844 + 349的通量以平滑的、接近线性的方式消色差地变化，在几千秒的时间尺度上变化约25%，这对当前康普顿化吸积盘日冕的模型提出了一些限制。
2002-11-21 astro-ph
Mrk 1014: An AGN Dominated ULIRG at X-rays
在本文中，我们报告的XMM-牛顿观测的超亮红外类星体Mrk 1014。X射线观测揭示了一个幂律占主导地位（光子指数约为2.2）的光谱，在软能量范围内略有过剩。活动星系核和星暴发射模型同样很好地拟合了软过量发射，然而，最合理的解释是活动星系核的组成部分作为星暴模型参数，温度和光度，在物理上是不现实的。Mrk 1014的平均光度约为10^44尔格·秒^-1的2倍。我们还观察到能量大于5 keV的过量发射。这一特征可以归因于一个加宽和红移的铁络合物，但需要更深入的观察来限制它的起源。光变曲线在11 ks观测中显示出小尺度的变化。在Mrk 1014中没有内在吸收的证据。X射线观测支持活动星系核主导中心引擎的概念。我们建立了一个更长的观察，以更精确地约束X射线组件的性质的需要。
2002-07-18 astro-ph
XMM-Newton observations of two hyperluminous IRAS galaxies: Compton-thick quasars with obscuring starbursts
我们提出了两个超亮IRAS星系（L_Bol> 1 E13 L_sun）的XMM-牛顿观测，这两个星系都不是以前由ROSAT探测到的。已发表的红外SED模型暗示，星暴和被遮蔽的类星体对每个源的功率贡献相等。IRAS F12514+1027（z=0.30）在18.6ks内被检测到，在0.2-12 keV内具有130个EPIC-pn计数。软X射线谱显示出来自星暴的热辐射，T= 0.3keV，L（0.5-2.0keV）= 2.1E42erg/s。由于Fe的K边，2keV以上的平坦连续谱被解释为来自一个内禀L（2- 10 keV）至少为1.8E44 erg/s的隐藏活动星系核的冷反射。与红外线功率相比，要求X射线反射器在中央发动机处对向约2 pi/5 sr。IRAS F00235+1024（z=0.575）在15.9ks时未被EPIC-pn检测到;这些极限意味着星暴是X射线弱的，（对于活动星系核），任何硬X射线反射体都对向<2 pi/5 sr。两个天体中到活动星系核的直接视线都是康普顿厚度，并且在F12514+1027中存在反射分量，而不是在F00235+1024中，这表明后者的活动星系核更完全地被遮蔽了。这分别与它们的Seyfert-2和星暴光谱一致。
2002-11-08 astro-ph
On the detectability of distant Compton-thick obscured quasars
钱德拉和XMM-Newton已经将2-8 keV的X射线背景（XRB）分解为点源。许多较暗的源是被遮蔽的活动星系核（AGN），其柱密度在10^22-10^23 pcmsq之间，其中一些具有类星体的光度。根据遮蔽模型，能量超过8千电子伏的XRB主要来自康普顿厚度的活动星系核，其柱密度超过10^24 pcmsq的1.5倍。在这里，我们考虑是否康普顿厚的类星体是可检测的钱德拉和XMM-牛顿通过其直接（即不散射）的X射线发射。如果物体单独具有高光度和高红移，则可探测性最佳，因此直接发射在观察到的波段中具有显著的通量。使用一个简单的星系形成模型，纳入吸积黑洞，类星体建立自己的大部分质量在康普顿厚的方式，然后才驱逐模糊的物质，我们预测，适度深100 ks钱德拉和XMM-牛顿曝光可能包含少数可检测的康普顿厚的类星体。深度M或更高的钱德拉图像应该包含50-100个遥远的、光学微弱的、康普顿厚度的源。在传递中，我们表明，辐射压力可以有效地驱逐模糊气体类星体风，并产生一个黑洞质量成正比的主机隆起的速度色散的四次方。
2001-11-21 astro-ph
An X-ray and Near-IR spectroscopic analysis of the ULIRG IRAS 05189-2524
我们提出了新的，准同时硬X射线和近红外光谱的超亮红外星系IRAS 05189-2524，并讨论他们与档案和文献数据。1.9 Seyfert核是康普顿薄的。近红外宽线在透射中被看到，类似于X射线，并且沿着视线的介质具有绝对低于银河系的Av/Nh比率。在后一个时期观测到的遮蔽度的增加（Δ Av）/（Δ Nh）也小于银河系，支持遮蔽物质的性质与其接近中心之间的相关性。测量的Av与透射中看到的Halpha的宽分量相兼容，而不是散射，因此大多数观察到的偏振必须是由于二向色性。根据X射线和线光度推导出的活动星系核的热光度，绝对不能解释星系的红外光度，这与它的冷红外颜色是一致的。
2000-12-27 astro-ph
The XMM-Newton Detection of Diffuse Inverse Compton X-rays from Lobes of the FR-II Radio Galaxy 3C98
报道了对FR-Ⅱ射电星系3C 98的XMM-牛顿观测。在靶上的两次曝光中，显著地探测到与射电瓣相关的微弱的弥散X射线发射，以及明亮的X射线活动核，其2 - 10 keV的本征光度为（4 - 8）\times 10^{42} erg s-1。用经银河系吸收修正的单次幂律模型再现了南北叶的EPIC谱，其光子指数分别为2.2-0.5 ± 0.6和1.7-0.6 ± 0.7。在0.7 - 7 keV范围内，北叶和南叶的光度分别为8.3-2.6+3.3 \times 10^{40} erg s-1和9.2-4.3+5.7 \times 10^{40} erg s-1。漫射X射线发射被解释为逆康普顿发射，当瓣中的同步辐射高能电子散射宇宙微波背景光子时产生。计算得到的波瓣内的磁场约为1.7 μG，比最小能量条件下估计的值低约2.5倍。推断电子的能量密度超过磁场中的能量密度40 - 50倍。
2005-06-28 astro-ph
XMM-Newton observations of the TeV BL Lac object PKS 2155--304 in 2006: signature of inverse Compton X-ray emission?
本文报道了在典型的高能量峰值BL Lac天体PKS 2155- 304中首次发现的低于10 keV的可能的逆康普顿（IC）X射线发射。在2006年进行的两次XMM-牛顿观测表明，0.6- 10 keV的X射线光谱的源硬化（$ΔΓ\sim$ 0.1- 0.3）在约4 keV的断裂能量。源的凹X射线谱可以容易地通过陡峭分量（即，同步加速器发射的高能量尾部）和平坦尾部（即，IC发射的低能量侧）。然而，硬X射线中的陡峭谱（$Γ\sim$ 2.3）表明同步辐射仍然支配IC辐射，而后者有效地存在，并被认为是在该能量范围内使同步辐射谱变平。用XMM-Newton获得的准同步光学-紫外-X射线谱能量分布（SED）表明，源的凹形X射线谱可能是同步辐射峰值频率向光学波段下移的结果，使IC排放在硬环境中变得更加重要（$\sim 4$ -10 keV）X射线带的同步辐射与同步辐射峰值在UV-软-X射线范围内的其它情况的同步辐射的比较。这一发现为高亮度Lac天体与低能峰值BL Lac天体之间的平稳过渡提供了新的线索。
2008-04-23 astro-ph
XMM-Newton spectral properties of the Ultraluminous IRAS Galaxy Mrk 273
我们提出了一个23 ksXMM牛顿观测的ULIRG Mrk 273。硬X射线光谱可以由高度吸收的幂律加上Fe K α发射线来模拟。铁线是广泛的，这表明可能的叠加中性铁线在6.4千电子伏，并从Fe XXV和Fe XXVI的电离铁线的混合物。鉴于相对较短的曝光时间，三个谱线分量不能以高统计显著性单独分辨：中性分量在~ 2.5 σ处检测到，Fe XXV谱线在~ 2 σ c.l.处检测到，而对于Fe XXVI线，我们只能估计上限。宽带光谱需要，除了一个高度吸收的幂律，至少有三个碰撞电离的等离子体成分，这可能与恒星形成区。三种等离子体的温度分别为0.3、0.8和6 keV，其中三种等离子体中的最高温度足以产生电离铁发射线。对于软发射的起源，另一种解释也可能是一些光电离气体的反射，就像在附近一些康普顿厚度的塞弗特2星系中观察到的那样。一个热的气体，光致电离的主要，连续也可以产生电离的铁线。不幸的是，由于有限的统计数据和缺乏高分辨率的光谱，这是不可能区分两个模型的研究。我们进一步比较XMM-牛顿的结果与钱德拉数据获得一致的光谱结果。Mrk 273的硬X射线（2-10 keV）吸收校正光度相当于远红外光度的0.2%，与纯恒星爆发中的典型值相似。热对软X射线光度的贡献约为0.2-0.7x10^42 erg·s^-1，与NGC 6240和其他以恒星暴为主的超红外类星体的热贡献相当。
2005-07-13 astro-ph
The Compton-thick quasar at the heart of the high-redshift giant radio galaxy 6C 0905+39
我们对巨大的高红移（z=1.88）射电星系6C 0905+39的XMM-牛顿光谱显示，它包含已知最强大的高红移康普顿厚度类星体之一。它的光谱在2keV以上是非常硬的。陡峭的XMM频谱低于该能量被证明是由于从无线电桥使用钱德拉数据的扩展发射。6C 0905+39的核柱密度为3.5（+1.4，-0.4）X 10^24 cm^-2，在2-10 keV波段的吸收校正X射线光度为1.7（+0.9，-0.1）X 10^45 erg/s。在同一视场中，一个较低红移的活动星系SDSS J090808.36+394313.6，也可能是康普顿厚度。
2008-01-22 astro-ph
Transmission- to reflection-dominated transition in Seyfert 2 galaxies: the XMM-Newton view
在本文中，我们提出了一个XMM-牛顿计划，以观察一个光学定义的，完整的和公正的样品康普顿厚塞弗特2星系的当前状态。本项目的主要目标是测量传输之间的转换发生率-（即：康普顿薄），和反射占主导地位的光谱状态。这些跃迁可能提供了关于围绕着核心的遮蔽物质的分布以及活动星系核活动的占空比的信息。在整个样本的约2/3被观测到的情况下，我们在8个观测对象中检测到了1个进一步的转变，证实了先前的建议，即这些转变发生在50-100年的时间尺度上。
2004-04-01 astro-ph
An XMM-Newton observation of the Narrow Line Seyfert 1 Galaxy, Markarian 896
本文给出了NLS 1 Markarian 896的XMM-牛顿观测结果。在2-10 keV波段，可以看到接近6.4 keV的铁发射线。该线刚刚被分辨，并且具有约170 eV的等效宽度。宽带光谱很好地模拟了伽马~ 2.03的幂律斜率，以及两个黑体分量，以适应软X射线过剩。使用一个更物理的双温康普顿化模型，一个很好的拟合得到的输入光子分布kT ~ 60 eV和康普顿化电子温度~0.3和200 keV。软过剩不能纯粹通过电离圆盘反射器对硬X射线连续谱的再处理来解释。
2003-01-09 astro-ph
The XMM-Newton view of IRAS 09104+4109: evidence for a changing-look Type 2 quasar?
我们分析了PN和MOS相机在0.4-10 keV波段的光谱数据。我们还使用了档案BeppoSAX 1-50 keV的观测IRAS 09104+4109调查类星体发射的可能变化。EPIC波段的X射线发射主要是团簇内介质的热发射。我们发现类星体在2-10 keV波段贡献了约35%的总通量。透射模型（通过康普顿光学厚度为τ_C~0.3的康普顿薄吸收体，即Nh~5 x 10^{23} cm^-2）和反射主导模型（τ_C>1）都能很好地拟合类星体的连续辐射。然而，在反射占主导地位的情况下，铁K α发射线EW的测量值仅与康普顿厚度吸收体的存在略微一致，这是由先前用硬X射线（15-50 keV）非成像BeppoSAX/PDS仪器进行的边缘（即2.5σ）探测所提出的。此外，在2-10 keV波段的亮度值测量的传输为主的模型是完全一致的基础上的IRAS 09104+4109的热光度的预期。因此，从XMM-牛顿数据的分析，我们建议的可能性，沿视线到IRAS 09104+4109的核的吸收体是康普顿薄。或者，在两次观测之间的五年时间里，吸收柱密度可能从康普顿厚度变为康普顿厚度。如果是这样的话，那么IRAS 09104+4109是有史以来发现的第一个“改变外观”的类星体。
2007-07-17 astro-ph
The XMM-Newton/INTEGRAL monitoring campaign of IGR J16318-4848
IGR J16318-4848是INTEGRAL发现的一类新的高度模糊的银河X射线源的原型和更极端的例子之一。XMM-Newton和INTEGRAL对这一来源进行了监测，包括在2004年2月、3月和8月同时进行的三次观测。康普顿厚的吸收和发射线复合体的长期变化将被用来探测星周物质的性质。一个详细的时间和光谱分析的三个观测，随着2003年2月进行的XMM-牛顿观测的再分析。计算结果与数值辐射转移模拟的预测结果进行了比较，得出了星周物质的参数。尽管观测到的通量动态范围很大（相隔几个月进行的观测之间几乎是3倍），但源仍然明亮（表明它是一个持久的源）和康普顿厚度（NH >1.2x10^24 cm-2）。大等效宽度（EW）的发射线从Fe Kalpha，Fe Kbeta和Ni Kalpha的存在于所有的光谱。增加一个Fe Kalpha-Compton肩改进了拟合，特别是在2004年的观测中。在四次观测中，有三次观测到了零星的快速X射线通量上升。Fe的K α光变曲线几乎瞬间跟随连续谱，这表明发射线是由高能连续谱源周围的小尺度光学厚度物质照射产生的。使用铁线EW和康普顿肩作为诊断的几何形状的问题，我们认为，模糊的问题是在一个扁平的配置看到几乎边缘。
2006-11-10 astro-ph
X-ray Underluminous Active Galactic Nuclei Relative to Broad Emission Lines in Ultraluminous Infrared Galaxies
我们给出了四个超亮红外星系的X射线谱，它们具有可探测到的活动星系核（AGN）产生的宽近红外发射线：Mrk 463，PKS 1345+12，IRAS 05189-2524和IRAS 07598+6508。除了IRAS 07598+6508之外，用XMM或Chandra获得的高质量X射线谱显示出6.4 keV Fe K α发射线的适度（30-340 eV）等效宽度，以及活动星系核主要幂律成分在4-33 * 10^22 cm^-2水平上的清晰吸收特征。这些光谱特性是康普顿薄活动星系核的典型特征，因此我们利用康普顿薄假设估算了活动星系核的吸收校正的2-10 keV X射线光度Lx（2- 10 keV）。我们比较了Lx（2-10 keV）值与宽光学/近红外发射线光度，并证实了Imanishi & Ueno先前的发现，即ULIRGs中的Lx（2-10 keV）与宽发射线光度比系统地低于中等红外发光的1型活动星系核。独立的能量诊断方法的比较表明，活动星系核是underlighting在2-10千电子伏波段相对于其整体的光谱能量分布，而不是广泛的发射线overlightning。当使用2-10 keV X射线数据研究活动星系核对超红外类星体大红外光度的能量贡献时，应考虑这种X射线低光度。
2003-11-05 astro-ph
Optical identification of ISO far-infrared sources in the Lockman Hole using a deep VLA 1.4 GHz continuum survey
通过利用远红外（FIR）和无线电相关，我们已经执行了似然比分析，以确定光学对应的远红外源在洛克曼洞。使用似然比分析和相关的可靠性，44 FIR源已被确定为无线电源。在44个已确认的源中，有29个获得了红移。在我们的样本中发现了一个超亮红外星系（HyLIRG）和四个超亮红外星系（ULIRGs）。在z = 0.3-0.6时，远红外线源的空间密度为4.6 \times 10^{-5}Mpc^{-3}，这意味着ULIRG的星群在快速演化。大多数\ISO远红外源的远红外射电比与恒星形成星系ARP 220和M82相似。至少有七个远红外线源显示出在光发射线、射电连续谱过剩或X射线活动中存在活动星系核（AGN）的证据。五分之三（60%）的ULIRG/HyLIRGs是AGN星系。七个活动星系核中有五个在ROSAT X射线巡天范围内，两个在XMM-牛顿巡天范围内。X射线辐射只在一个源1 EX 030中被探测到，它在光学上被归类为类星体。在XMM-牛顿2-10 keV波段的非探测表明一个非常厚的吸收遮蔽了两个活动星系核的中心源。有几个光源的远红外线亮度相对于光学R波段来说非常高，L（90μ \mathrm{m}）/L（R）> 500，这在当地的ULIRG中也是罕见的。虽然来源混淆或混合可能在某些情况下提供解释，但它们可能代表了一个新的星系群，在未开发的恒星系统中具有极端的恒星形成活动-即，形成凸起或年轻…
2005-07-11 astro-ph
Heavily obscured AGN with BeppoSAX, INTEGRAL, SWIFT, XMM and Chandra: prospects for Simbol-X
根据最新的宇宙X射线背景综合模型，康普顿厚活动星系核应占总吸收活动星系核的50%左右。然而，尽管它们在宇宙学背景下的重要性，只有几十个康普顿厚AGN已被发现和研究至今。我们将简要回顾这一主题，并讨论Simbol-X任务在这一领域的改进，其灵敏度（E>10 keV）比以前的X射线任务提高了500倍以上。
2007-09-19 astro-ph
The XMM/BeppoSAX observation of Mkn 841
2001年1月，XMM和BeppoSAX同时观测到了Mkn 841。由于操作上的偶然性，30 ksXMM观测被分成两部分，间隔约15小时。我们首先报告存在一个狭窄的铁线，这似乎是迅速变化的两点之间，需要一个非标准的解释。然后，我们专注于使用XMM/EPIC，RGS和SAX/PDS数据的宽带（0.3-200千电子伏）连续谱的分析。Mkn 841的光谱很好地拟合的康普顿化模型在一个几何形状更多的光子馈比一个简单的平板几何被动盘以上。它呈现出相对较大的反射（R>2），这与明显弱的铁谱线不一致。它还显示了一个强大的软过剩的存在下，在冷等离子体中的康普顿化光谱很好地拟合，表明存在多温度的电晕。
2003-08-11 astro-ph
On the origin of the broad, relativistic iron line of MCG-6-30-15 observed by XMM-Newton
XMM-牛顿最近在塞弗特1星系MCG-6 - 30 -15的光谱中观察到的相对论性铁谱线轮廓（Wilms等人，2001年）在灯柱模型的框架内进行了讨论。结果表明，在这种情况下，陡峭的圆盘发射率，大的线等效宽度和康普顿反射量可以自洽地再现。
2002-01-12 astro-ph
The broadband spectrum of Cygnus X-1
黑洞（BH）双星天鹅座X-1在2004年11月和12月被INTEGRAL、RXTE和XMM-牛顿同时观测了四次，当时天鹅座X-1首次被XMM-牛顿观测到。在这些观察中，发现源处于硬态和软态之间的过渡状态之一。我们获得了Cyg X-1从3 keV到1 MeV的高信噪比光谱，这使我们能够通过用康普顿化模型作为eqpair（Coppi 1992）对连续体进行建模来约束康普顿化等离子体的性质。使用XMM-牛顿，我们还能够确认存在相对论性增宽的Fe K-α线。
2007-06-14 astro-ph
The synthesis of the cosmic X-ray background in the Chandra and XMM-Newton era
基于最新的X射线光度函数（XLF）和活动星系核（AGN）的演化，提出了一个详细的、自洽的宇宙X射线背景（XRB）模型。通过软（0.5-2 keV）和硬（2-10 keV）X射线巡天收集的大量观测结果被用来最大限度地限制康普顿薄活动星系核的性质及其对XRB辐射的贡献。通过软硬XLFs的比较，确定了中度暗化（康普顿薄）活动星系核和未暗化活动星系核的数量比R，这表明R从低光度时的4减小到高光度时的1。从同样的比较中，没有明显的证据表明被遮蔽的活动星系核部分随红移而演化。通过软硬源计数的匹配，确定了活动星系核中吸收柱密度的分布。向更大的柱密度上升的分布能够再现软和硬活动星系核计数超过约6 dex的通量。该模型还具有良好的精度再现的部分被遮蔽的对象在活动星系核样品中选择在不同的X射线通量。康普顿薄活动星系核人口的综合排放被发现低估的XRB通量在约30千电子伏和人口的严重模糊的康普顿厚活动星系核，大的适度模糊活动星系核，需要适合剩余的背景排放。值得注意的是，在钱德拉深场南部和在第一个INTEGRAL和斯威夫特目录的AGN选择以上10千电子伏的康普顿厚AGN的分数与模型预测非常一致。[删节]
2006-10-31 astro-ph
XMM-Newton observations of seven soft X-ray excess QSOs
本文给出了七个类星体的XMM-牛顿观测结果，并对EPIC谱进行了分析。其中五个活动星系核显示出铁K-α辐射的证据，其中三个与有限宽度的谱线拟合得稍微好一些;不过，在99%的水平上，它们与本质上的窄谱线是一致的。宽带光谱可以通过具有幂律的不同温度黑体的组合来很好地建模，其中温度在kT ~ 100-300 eV之间。总的来说，这些温度太高了，不可能是吸积盘的直接热辐射，所以康普顿化模型被用作更物理的参数化。康普顿化电子数形成软过量发射，电子温度约为120-680 eV。幂律、热等离子体和圆盘黑体模型也适用于软X射线过剩。在样本中，有四个活动星系核是射电安静的，三个是射电大声的。射电宁静类星体可能有稍强的软过剩，虽然电子温度覆盖相同的范围为两组。
2004-04-22 astro-ph
The eclipsing bursting X-ray binary EXO 0748-676 revisited by XMM-Newton
XMM-Newton在最初的校准和性能验证（CAL/PV）阶段对低质量X射线双星EXO 0748-676进行了多次观测。我们在这里提出的EPIC相机的观测结果。除了几个I型X射线爆发，源显示出高度的可变性与软耀斑的存在。XMM-牛顿的宽能量覆盖范围和高灵敏度允许第一次详细描述的光谱变化。该源被发现是中心（~2 × 10^8 cm）康普顿化发射的叠加，最有可能是围绕着吸积盘内边缘的日冕，与更广泛的（~3 × 10^10 cm）热晕相关，典型温度为~0.6 keV，表明存在非太阳丰度。源的大部分变化可以通过仅影响中心康普顿化组分的可变吸收来解释，吸收可达NH ~1.3 10^23 cm^{-2}。周围的晕的特性被发现兼容的吸积盘，由于系统的高倾角的中心发射拦截照射的气氛。
2000-11-09 astro-ph
XMM-Newton observation of Mrk 110
我们报告的第一个XMM牛顿观测明亮的窄线塞弗特1星系Mrk 110。我们发现一个狭窄的Fe K荧光线，一个广泛的组成部分FWHM ~ 16500 km/s的OVII三重态，无论是由于在附近的中心黑洞，康普顿吸积盘层，和一个强大的星爆组件的下沉运动或引力红移效应。如果宽红移软X射线成分是由于引力红移效应，线发射区的距离范围约为0.2和1光天之间的中央黑洞。
2006-12-18 astro-ph
An XMM-Newton observation of Ton S180: Constraints on the continuum emission in ultrasoft Seyfert galaxies
我们提出了一个XMM牛顿观测明亮，窄线，超软塞弗特1星系Ton S180。0.3-10 keV的X射线光谱是陡峭和弯曲的，在2.5 keV以上显示出陡峭的斜率（伽马~ 2.3），在较低能量下显示出平滑、无特征的过量发射。频谱可以充分参数化使用一个简单的双幂律模型。在观测过程中，源是强烈可变的，但仅显示出微弱的光谱可变性，分数可变性振幅在十多年的能量中保持近似恒定。弯曲的连续体形状和弱光谱的变化进行了讨论的各种物理模型的软X射线过量发射，包括反射表面的电离吸积盘，逆康普顿散射的软光盘光子的热电子，和Comptonisation的电子与混合热/非热分布。我们强调的可能性，即强大的软过剩可能产生的耗散的吸积能量在炎热的，上层大气的假定吸积盘。
2002-07-30 astro-ph
The cosmological properties of AGN in the XMM-Newton Hard Bright Survey
本文研究了吸收活动星系核（Nh在4 E21 ~ E24 cm-2之间）和未吸收活动星系核（Nh <4 E21 cm-2）的XLF，吸收活动星系核所占比例与Lx（和z）的关系，活动星系核内禀Nh分布，以及康普顿厚度（Nh > E24 cm-2）活动星系核的XLF。为了进行这项研究，我们使用了XMM-牛顿硬亮偶发样品（HBSS），这是在4.5-7.5 keV能带中选择的高银河纬度（|b| > 20度）的明亮X射线源（fx > 7 E-14 cgs）的完整样品。HBSS样品现在几乎完全被识别（97%光谱ID），它可以安全地用于统计调查。HBSS包含62个活动星系核，其中40个活动星系核未被吸收（或少量吸收; Nh <4 E21 cm-2），22个活动星系核被吸收（Nh在4 E21和E24 cm-2之间）。吸收和未吸收的活动星系核的特点是由两个不同的XLF与吸收的活动星系核人口被描述为一个陡峭的XLF，如果与未吸收的，在所有的光度。L（2-10 keV）> 3E 42 cgs的活动星系核的本征分数F为0.57+/-0.11，F随内禀光度的增加而减小，随红移的增加而增加。我们的数据与E20和E24 cm-2之间的Nh的平坦对数Nh分布一致。最后，通过与光学选择的活动星系核样品的比较，我们间接地导出了康普顿厚活动星系核的XLF。康普顿厚活动星系核（Nh > E24 cm-2）和康普顿薄活动星系…
2008-05-13 astro-ph
Disentangling the synchrotron and Inverse Compton variability in the X-ray emission of the intermediate BL Lac object S5 0716+71
在X射线波段同时探测中间BL Lac天体的同步加速器和逆康普顿（IC）发射的可能性为同时研究这些源的射流中电子分布的低能和高能尾部提供了独特的机会。我们试图解开的X射线光谱的变化特性的低，高能量端的同步加速器和逆康普顿发射的中间BL Lac对象S5 0716+71。我们进行了光谱，时间和互相关分析的数据从一个长的XMM牛顿指向S5 0716+71，我们比较了我们的研究结果与以前的结果从过去的X射线观测。在XMM曝光过程中检测到强烈的变异性。同步加速器和逆康普顿分量都被发现在小时的时间尺度上变化，这意味着发射区域的大小为$R\la 0.7δ/(1+z)$光小时。同步辐射被发现在耀斑活动期间占主导地位，遵循一种越亮越难的趋势。在不同能带的变化之间观察到紧密的相关性。软和硬X射线光变曲线之间的时间滞后的上限是几百秒的量级。
2006-07-24 astro-ph
The X-ray and radio emission from SN 2002ap: The importance of Compton scattering
本文模拟了Ic型超新星SN 2002 ap的射电和X射线观测。我们发现逆康普顿冷却光球光子解释了所观察到的陡峭的无线电频谱，也观察到的XMM的X射线通量。激波的热辐射不足以解释X射线通量。无线电发射区以大约70，000 km/s的速度膨胀。从X射线与射电辐射的比值可以看出，磁场与相对论电子的能量密度接近相等。
2004-01-12 astro-ph
AGN counts at 15um. XMM observations of the ELAIS-S1-5 sample
中红外波段星系和活动星系核计数是研究星系和活动星系核宇宙演化的重要手段。然而，经典的谱线比技术在试图正确地将活动星系核与星爆甚至是明显正常的星系分离时可能会产生误导。目的：我们使用X射线波段观测歧视AGN活动在以前分类的MIR-selected星爆星系，并获得更新的AGN 1和（康普顿薄）AGN 2计数在15微米。方法：使用XMM观测ELAIS-S1 15 μ m样品，通量限制为~ 2 × 10 ^-15 erg cm^-2 s^-1（2-10 keV波段）。我们把所有未吸收的2-10 keV X射线光度高于~10^42 erg/s的MIR源都归类为活动星系核。结果：我们发现，至少约13%（+/-6）以前分类的星暴星系拥有活动星系核。根据这些数字，我们提供了一个更新的估计的计数AGN 1和（康普顿薄）AGN 2在15微米。事实证明，至少有24%的河外源在15 μ m时亮度超过0.6 mJ是AGN（在流量超过0.6 mJ时产生的河外背景中约有13%的贡献）。
2007-07-16 astro-ph
XMM-NEWTON Detection of X-ray Emission from the Compact Steep Spectrum Radio Galaxy 3C303.1
我们利用XMM探测到致密陡谱射电星系3C303.1的微弱的未分辨X射线辐射。我们检测到的热成分在kT = 0.8千电子伏，这似乎是可能产生的ISM的宿主星系。有证据表明光谱中存在第二种成分，其性质目前尚不明确。对第二种成分的合理假设包括：（1）射电源膨胀产生的热气体冲击;（2）如果磁场比均分值低约3.5倍，则来自南射电波瓣的同步加速器自康普顿辐射。
2006-08-15 astro-ph
XMM-Newton observations of 4 luminous radio-quiet AGN, and the soft X-ray excess problem
射电宁静活动星系核中软X射线过剩的性质和起源至今仍是一个悬而未决的问题。尽管观测到的源的黑洞质量范围很广，但有效温度的恒定性的发现改变了用热盘发射来解释的观点。另一种模型是电离物质的反射和相对论性涂抹风的吸收。我们分析了XMM-牛顿观测的四个发光的射电安静AGN的主要特性，特别是软过剩的特点。尝试了不同的光谱模型的软过剩：热盘发射，康普顿化，电离反射，相对论涂抹风。热辐射的康普顿化和模糊风提供了最佳拟合，但其他模型也提供了可接受的拟合。然而，所有的模型，返回参数非常相似，从源到源，尽管在光度，黑洞质量和爱丁顿比的巨大差异。此外，涂抹风模型需要非常大的涂抹速度。紫外线与X射线的通量比非常不同，但与任何其他参数无关。对于软X射线的过剩还没有找到完全令人满意的解释，需要更好的数据，例如在更宽的能带中的观测，以取得进一步的进展。
2008-01-30 astro-ph
The XMM-Newton view of Mrk3 and IXO30
本文分析了Seyfert 2星系Mrk 3的XMM-牛顿EPIC pn谱。我们确认，源是由一个纯康普顿反射组件和铁K $α$线，都产生从康普顿厚环面反射，可能也负责的大柱密度，这是穿透的主要幂律仅在高能量。低倾角和铁丰度不足，建议的反射量和深度的铁边缘，是一致的铁K $α$线EW相对于康普顿反射分量。此外，如果根据由于环面的开普勒旋转引起的多普勒展宽来解释铁线宽，则对后者的内径$r=0.6^{+1.3}_{-0.3} \sin^2{i}$ pc进行估计。最后，需要两种不同的光电离反射器来考虑来自N、O、Ne、Mg、Si、Fe L和FeXXV发射线的大量软X射线发射线。RGS光谱表明，软X射线光谱主要是由发射线，而基本的连续最好的拟合由未吸收的幂律与相同的光子指数的主要连续，产生作为反射的光电离材料的列密度为几个$10^{22}$ cm $^{-2}$。我们还提出了ROSAT源IXO 30的第一个X射线光谱，它显示了一个巨大的铁线，并很好地代表了吸收幂律或韧致辐射发射。它的光谱特性表明它很可能是一颗弱的银河系激变变星，但由于缺乏任何光学对应物，排除了其他可能性，比如距离Mrk 3的ULX。
2005-03-29 astro-ph
XMM-Newton Spectra of Intermediate-Mass Black Hole Candidates: Application of a Monte-Carlo Simulated Model
本文对XMM-牛顿天文台观测到的六个超亮X射线源（NGC 1313 X-1/X-2，IC 342 X-1，HoIX X-1，NGC 5408 X-1和NGC 3628 X-1）进行了系统的光谱分析。这些位于晚型星系附近的核外X射线源被认为是中等质量黑洞的候选者。我们对康普顿化的多色黑体吸积盘进行了蒙特卡罗模拟。这个统一的和自洽的光谱模型假设一个球对称的，热日冕周围的每个磁盘和帐户的辐射传输的康普顿化。我们发现，该模型提供了令人满意的适合的XMM-牛顿光谱的thesert。例如，吸积盘的特征温度（T_in）在~ 0.05-0.3 keV的范围内，与中等质量黑洞的解释一致。我们发现黑洞的质量一般约为10 ^3 M_（\odot）的几倍，吸积速率约为10^{-6}-10 ^{-5} M_（\odot）/年^{-1}.对于这里考虑的光谱，我们发现，常用的多色黑体吸积盘模型与添加剂的幂律分量，虽然不是物理的，提供了一个很好的数学近似的蒙特卡罗模拟模型。然而，后者的模型提供了额外的约束的吸积系统的属性，如磁盘倾角和日冕光学深度。
2004-03-17 astro-ph
Unveiling the nature of the highly obscured AGN in NGC5643 with XMM-Newton
我们目前的结果，从XMM牛顿观测附近的塞弗特2星系NGC 5643。原子核在2 keV以上呈现出非常平坦的X射线连续谱，以及突出的K-α荧光铁线。这表明严重的遮蔽。我们测量了吸收柱密度N_H，其范围为6-10 × 10^{23} atoms/cm/cm，或者直接覆盖核发射，或者覆盖其康普顿反射。在后一种情况下，我们可能会观察到一种相当不寻常的吸收体几何形状，来自环面内部远侧的反射反过来又被其近侧的外部大气所掩盖。然后，核辐射可能被康普顿厚度的吸收体覆盖，或者经历低活性的瞬态。位于NGC 5643光学表面外围的第二个源（本文命名为“X-1”）在X射线中超过了原子核。如果属于NGC 5643，它是第三亮（L_X ~ 4 x 10^{40} erg/s）已知的超亮X射线源。与NGC 5643过去的大口径光谱比较，揭示了1 keV以上的X射线光谱的巨大变化。我们解释它们是由于活动核和源X-1的固有X射线功率的变化，分别为>10和5的因子。
2004-08-17 astro-ph
The X-ray variability properties of PG quasars: XMM-Newton results
本文介绍了用XMM-牛顿法系统研究PG类星体X射线光谱变率的初步结果。我们集中在那些对象，其X射线光谱很好地符合在"双康普顿化“模型的框架。在短（<1000秒）时间尺度上，软（E<2 keV）和硬（E>2 keV）带之间的变化是不相关的。在这两个对象中，在不同的时代的观测，软X射线制度的光谱变化被揭开。其时间范围限制在约1周到约1年之间。
2004-09-17 astro-ph
A Simultaneous RXTE and XMM-Newton Observation of the Broad-Line Radio Galaxy 3C 111
我们提出的结果，同时XMM牛顿和RXTE观测的宽线射电星系3C 111。我们发现，康普顿反射凸点是非常弱的，然而，广泛的残差明显存在于附近的Fe K α发射线区域的光谱。当用高斯发射线拟合时，该特征具有40- 100 eV的等效宽度和大于20，000 km/s的半峰全宽，然而该弱线的确切性质高度依赖于所选择的连续模型。线的宽度表明起源于内部的吸积盘，然而，这与康普顿反射的缺乏不一致。我们发现，大部分的广泛的剩余发射可以归因于连续曲率。的数据是一致的模型，其中主要的幂律连续再处理的吸积盘，这是截断为小半径。或者，主源可以部分地被致密吸收体覆盖。后一种型号由于3C 111的喷流对视线的倾角较小，因此不如前一种型号吸引人。我们认为部分覆盖模型的弯曲连续体很可能偶然地与再处理模型的连续体形状相似。在这两个模型中，通过添加未解析的Fe K α发射线，拟合得到了极大的改善，该发射线可能出现在康普顿薄的遮蔽环面或沿着视线分布的稠密云层中。我们还发现，在低能量的MOS数据，特别是，这是建模为高斯能量为~1.5千电子伏的不可接受的残差，我们将这些残差的MOS探测器的校准不确定性。
2004-12-20 astro-ph
Chandra and XMM-Newton Observations of NGC 6251
我们提出了新的X射线观测的核，喷流和附近的射电星系NGC 6251使用钱德拉/ACIS-S相机的扩展发射，再加上档案钱德拉/ACIS-I和XMM-牛顿/EPIC数据的重新分析。我们发现，核X射线光谱是很好的拟合与吸收的幂律，并有试探性的，但不是非常重要的，铁K $α$发射的证据。我们认为，所观察到的核X射线发射很可能起源于一个相对论性喷流，根据双峰的性质，我们的同步辐射自康普顿模型，无线电到X射线的光谱能量分布。然而，我们不能排除来自吸积流的贡献。我们解决了X射线喷流发射在三个不同的区域，并主张在所有三个同步加速器的起源，逆康普顿发射模型是可能的，但需要极端的参数。我们检测到星系和集团尺度上的热辐射，并证明热气体可以限制射流，特别是如果相对论光束是重要的。我们的证据表明，无线电波瓣已经疏散了腔中的X射线发射气体，并建议瓣是接近天空的平面，与射流进入瓣接近表面最近的观察者。
2005-03-06 astro-ph
XMM-Newton observation of the bright Seyfert 1 galaxy, MCG+8-11-11
本文报道了对明亮的塞弗特1星系MCG+8-11-11的XMM-牛顿观测。分析了EPIC/p-n相机、反射光栅光谱仪（RGS）和光学监测器（OM）的数据。p-n光谱很好地符合幂律，光谱上无法分辨的Fe K α线，康普顿反射分量（当与铁线等效宽度相比时，其大值表明铁丰度不足），以及温暖物质的吸收。吸收线在RGS光谱中很明显，但它们的识别是不确定的，需要很大的物质速度。OM测量的紫外线通量远高于X射线光谱的外推值，表明存在紫外线凸起。
2005-09-01 astro-ph
Chandra and XMM-Newton observations of Tololo 0109-383
我们提出并讨论了钱德拉和XMM-牛顿观测的塞弗特2星系和康普顿厚吸收源，Tololo~0109-383。硬X射线发射（即高于$\sim$ 2 keV）由空间未分辨的反射分量主导，正如先前的ASCA和BeppoSAX实验已经发现的那样。软X射线发射部分（$\sim$ 15%）扩展到约1 kpc。低于2 keV，光谱是非常陡峭的，两个发射线，可能是由于重组的氦类离子的氧和氖，是明确存在的。结合从文献中获得的X射线和光学信息，我们提出了一个总体方案，该源的核区域。
2003-02-18 astro-ph
The first XMM-Newton spectrum of a high redshift quasar - PKS 0537-286
我们目前的XMM牛顿观测的高红移z=3.104，射电响亮类星体PKS 0537-286。EPIC CCD相机提供了迄今为止高Z类星体的最高信噪比光谱。EPIC的观测结果显示，PKS 0537-286的X射线亮度极高（Lx=2x10^47 erg/s），X射线光谱异常坚硬（伽马=1.27+/-0.02）。平坦的幂律辐射覆盖了整个观测到的能量范围;没有内在吸收的证据，这在PKS 0537-286和其他高z类星体中被声称。然而，存在弱康普顿反射的证据。红移铁K线，观察到在1.5千电子伏-对应于6.15千电子伏的类星体休息框架-检测到95%的信心。如果得到证实，这是已知的最远的铁K线。线的等效宽度很小（33 eV），与在其他发光类星体中观察到的“X射线鲍德温效应”一致。反射连续谱也很弱（R=0.25）。我们发现PKS 0537-286的总的光谱能量分布是以X射线辐射为主，这与平坦的幂律和弱反射特征一起表明，PKS 0537-286的X射线辐射是以与正面相对论性喷流相关的逆康普顿辐射为主。
2000-10-18 astro-ph
XMM-Newton observations of high-luminosity radio-quiet QSOs
本文介绍了5个高光度射电宁静类星体（Q 0144-3938，UM 269，PG 1634+706，SBS 0909+532和PG 1247+267）的XMM Newton观测结果。光谱能量分布是根据XMM-牛顿EPIC（欧洲光子成像相机）和OM（光学监测器）的数据计算的，样品的辐射热光度估计在7 x 10^45至2 x 10^48 erg s^-1之间，峰值在紫外线处。至少有四个类星体表现出类似的软过剩，除了硬X射线幂律外，还可以用一个或两个黑体分量很好地模拟。这些黑体的温度（~100-500 eV）太高，不可能是吸积盘的直接热辐射，因此建议康普顿化。需要两个具有不同温度的康普顿化电子群来模拟宽带光谱。其中较热的粒子产生被视为硬X射线幂律的粒子，而较冷的粒子（约0.25-0.5 keV）则模拟了低能量下的光谱曲率。只有一个类星体显示出吸收成分的证据，而五个中有三个显示出中性铁的发射。其中，PG 1247+267似乎有一条宽线（EW ~ 250 eV），有一个强的相关反射分量（R ~ 2），在类星体的静止坐标系中测量到30 keV。最后得出结论：活动星系核的X射线连续谱形状在很宽的黑洞质量和光度范围内基本保持不变。
2004-05-24 astro-ph
XMM-Newton observations of three high redshift radio galaxies
本文给出了三个高红移强射电星系（3C 292，z=0.7; 3C 184，z=1; 3C 322，z=1.7）的物理状态。它们是通过将无线电测量与XMM-牛顿的X射线测量相结合而获得的，XMM-牛顿在光谱和/或空间上分离了与无线电相关的X射线发射和热气体X射线发射。最初观察到的一部分，以跟踪星系团在高红移的计划，没有发现源躺在一个丰富的X射线发射环境类似于那些在低红移的一些强大的射电星系，虽然估计的气体压力是足够的限制射电瓣。微弱的气体发射是3C 184的一个特别有趣的结果，在那里可以看到引力弧，这表明存在一个非常大的星团。钱德拉的数据补充了XMM-牛顿的测量，在空间上将X射线扩展发射与原子核和相当小的射电源相分离。3C 292是X射线发射气体测量精度最高的来源，它的温度为2 keV，光度为6.5E43 erg/s，都是贫星团的特征。该源允许最精确地测量与射电瓣相关的逆康普顿X射线发射。在所有结构中，磁场强度可以通过结合无线电同步加速器和逆康普顿X射线发射的测量来估计，场强与处于最小总能量状态的源一致。
2004-05-06 astro-ph
Studying the Evolving Universe with XMM-Newton and Chandra
明亮耀变体的高分辨Chandra和XMM-Newton吸收谱首次揭示了温暖/炽热的星系际介质，从而追踪宇宙的大尺度结构。高分辨率X射线光谱和成像也提供了重要的新的限制的物理条件的冷却物质在集群的中心，需要重大修改的标准冷却流模型。XMM-Newton和Chandra低分辨率光谱仪在类星体APM 08279+5255的超铝质高红移透镜宽吸收线光谱中探测到了显著的Fe K_α吸收特征，对外流几何结构产生了新的认识，表明存在超太阳Fe/O比。钱德拉对附近的ULIRG/遮蔽的QSO NGC 6240的高分辨率成像光谱首次提供了同一星系中两个活跃的超大质量黑洞的证据，可能在该星系正在进行的主要合并过程中合并。深X射线探测表明，宇宙X射线背景（XRB）主要是由于在宇宙时间上累积到超大质量黑洞上的吸积。这些调查已经解决了超过80%的X射线背景为离散源。光学光谱鉴定表明，产生大部分的X射线背景的来源是一个混合物的模糊（2型）和unobscured（1型）活动星系核，预测的XRB人口合成模型。在最深的钱德拉和XMM-牛顿巡天观测中发现了一类高亮度的2型活动星系核，即所谓的类星体2。新的Chandra活动星系核红移分布的峰值（z~0.7）远低于ROSAT数据，表明Seyfert星系的演化发生在比类星体晚得多的宇宙时间。
2003-01-03 astro-ph
An XMM-Newton observation of Mrk 3 - a Seyfert galaxy just over the edge
对附近的Seyfert 2星系Mrk 3进行100 ks XMM-牛顿观测，为探索其X射线光谱的复杂性提供了一个独特的机会。我们发现3-8 keV的连续谱主要由冷物质的反射所控制，并检测到Ni，Fe，Ca，Ar，S，Si和Mg的荧光K壳层线.在更高的能量，一个内在的幂律连续，与规范的塞弗特1光子指数，被认为是通过一个近康普顿厚的冷吸收。低于3 keV的软过剩被认为是占主导地位的线发射从流出的“温暖”的气体，光电离和光激发的固有的强X射线连续。测量的蓝移在强铁K-α和OVII和VIII发射线进行了讨论，在假定的分子环面和电离流出的属性。
2005-04-14 astro-ph
XMM-Newton observations of the Lockman Hole: X-ray source catalogue and number counts
洛克曼黑洞场代表银河系视线柱密度最低的天区，N_H= 5.7 × 10^19 cm^-2。XMM-牛顿X射线天文台在18个点观测到它，总共1.16 Msec（原始EPIC pn观测时间），构成迄今为止最深的XMM-牛顿曝光。我们提出了一个在中心0.196度^2区域探测到的X射线源的目录，并讨论了由此导出的计数和X射线颜色。在0.5- 2.0 keV波段，灵敏度极限（定义为最微弱的可探测源）达到了1.9 × 10 ^-16 erg cm^-2 s^-1。2.0- 10.0 keV波段和5.0- 10.0 keV波段的灵敏度极限分别为9 × 10 ^-16 erg cm^-2 s^-1和1.8 × 10 ^-15 erg cm^-2 s^-1。（3.9 σ），其中340、266和98个源分别在软、硬和非常硬的带中被检测到。每个能带的计数与以前的调查结果和X射线背景的合成模型非常一致。从X射线色图中选出了6%的康普顿厚源候选者。这一部分是一致的X射线背景人口合成模型在我们的通量限制的最新预测。我们还首次估计了康普顿厚活动星系核的logN-logS关系。
2007-11-29 astro-ph
The broad-band XMM-Newton and INTEGRAL spectra of bright type 1 Seyfert galaxies
本文分析了9个明亮的1型塞弗特星系的0.5-150 keV宽带光谱。这些源已被INTEGRAL发现/探测到，随后用XMM-牛顿首次以低于10 keV的高灵敏度进行了观测。样品，虽然小，是人口的1型活动星系核，现在正在观察到超过20千电子伏的代表。已使用三种不同的参数化建模的内在连续：幂律模型，指数截止幂律和指数截止幂律与康普顿反射分量。在每个模型的存在下，固有的吸收，软组件和发射线再处理功能也进行了测试。一个简单的幂律模型是一个统计上很好的描述大多数的光谱在这里提出的FeK线，完全和/或部分覆盖吸收和软光谱成分中检测到的大多数样品源。平均光子指数（< Gamma >= 1.7 $\pm$ 0.2）是一致的，在误差范围内，与正则光谱斜率经常观察到的活动星系核，虽然光子指数分布峰值在我们的情况下，在平坦的伽玛（~ 1.5）值。对于四个源，我们发现一个显着改善的拟合时，幂律是指数截止的能量被约束为低于150千电子伏。康普顿反射参数只能在样本的两个对象中估计，并且在两种情况下都发现R > 1。
2008-03-06 astro-ph
The XMM-Newton view of gamma-ray loud active nuclei
尽管人们对活动星系核（AGN）中高能（E>100 MeV）γ射线辐射的机制进行了大量的研究，但至今仍没有明确的答案。X射线能带（0.4-10 keV）对于这类研究至关重要，因为同步加速器和逆康普顿辐射都有助于连续谱的形成。在一个正在进行的项目，旨在调查的伽马射线发射机制的AGN检测的EGRET望远镜船上CGRO，我们首先集中在源的X射线和光学/紫外线数据可在XMM-牛顿公共档案。初步结果概述如下。
2005-10-28 astro-ph
Inverse-Compton emission from the lobes of 3C 353
现在已经在大量的天体中发现了X射线辐射，这是由于在强大的射电星系叶中电子对微波背景光子的逆康普顿散射。将波瓣X射线发射的逆康普顿模型与从无线电同步辐射获得的信息相结合，提供了一种约束电子数量和磁场能量密度的方法，这不能单独使用无线电数据来实现。使用六个频率的新的和存档的无线电数据和新的XMM牛顿观测的Fanaroff & Riley II类射电星系3C 353，我们发现，逆康普顿发射检测到在这个源的射电瓣的水平与在其他对象中看到的一致。我们认为，在较亮的东瓣的X射线/射电比的变化需要位置变化的磁场强度。我们还研究了X射线核和集群，Zw 1819.1-0108，空间和光谱。
2008-01-28 astro-ph
A new XMM-Newton observation of Pictor A radio lobes confirms the non-thermal origin of the X-ray emission
2001年，XMM-牛顿号的一次短暂观测偶然发现了FRII射电星系绘架A的东部射电瓣的X射线发射。X射线光谱，积累在一个区域，覆盖了大约一半的整个无线电波瓣，很好地描述了热模型和幂律，使非单一的物理解释。2005年进行的一次新的XMM-牛顿观测允许探测来自两个射电瓣的X射线发射，并明确揭示了其非热起源。X射线发射是由于波瓣中的相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）。我们确认的磁场之间的差异，推导出从IC X射线和无线电通量的比较，和均分值。
2005-11-03 astro-ph
The complex X-ray spectrum of NGC 4507
本文分析和讨论了NGC 4507的XMM-牛顿谱和Chandra/HETG谱。主要结果如下：a）软X射线发射线丰富，需要（至少）两区光电离区来解释大范围的电离态。b）6.4 keV的铁谱线可能是由康普顿厚度的物质发射的，这意味着存在两个环核冷区，一个是康普顿厚度的（发射体），一个是康普顿厚度的（冷吸收体）。c）在Chandra/HETG光谱中发现了Fe xxv吸收线的证据。电离吸收体的柱密度估计为几× 10 ^{22} cm^{-2}。
2004-04-02 astro-ph
Thermal and non-thermal nature of the soft excess emission from Sersic 159-03 observed with XMM-Newton
几个附近的集群表现出过量的软X射线辐射，这不能归因于热维里化的集群内介质。迄今为止，关于过量辐射的起源还没有达成共识：它可能是热起源，也可能是由于宇宙微波背景的逆康普顿散射。使用Sersic 159-03的高分辨率XMM-牛顿数据，我们首先表明，检测到的径向距离为0.9 Mpc的强软过量发射。使用两个可用的可行模型解释数据，即，通过调用热气体或相对论电子的温暖水库，这是宇宙射线人口的一部分。过量排放的热解释，稍微有利于拟合优度分析，表明负责排放的温暖气体质量高，金属丰度低。
2005-04-05 astro-ph
The XMM-Newton Iron Line Profile of NGC 3783
我们报告的铁K线在附近的塞弗特1星系，NGC 3783，在一个长，2轨道（240 ks）XMM-牛顿观测获得的意见。得到的线轮廓表现出两个强窄峰在6.4 keV和7.0 keV，测得的线等效宽度分别为120和35 eV。6.4 keV的发射是来自近中性Fe的K-α线，而7.0 keV的特征可能源于中性Fe的K-β线和6.97 keV的Fe的类H线的混合。K-α线的速度宽度相对较窄（<5000 km/s），它对短时间尺度上的连续辐射缺乏响应，以及检测到中性康普顿反射分量，这些都与康普顿厚度物质（如假定的分子环面）的遥远起源相一致。一个强的吸收线从高度电离铁（在6.67千电子伏）中检测到的时间平均的铁线的轮廓，而深度的功能似乎随时间而变化，最强的连续通量较高时。铁吸收线可能来自NGC 3783中已知的热吸收体的最高电离分量，电离度为logxi=3，柱密度为5 × 10 ^{22}cm{-2}，可能起源于核的0.1pc以内。在6.4keV以下还检测到铁K线轮廓的弱红翼。然而，当考虑到高电离温吸收体对底层连续谱的影响时，对来自内盘的相对论性铁谱线分量的要求降低了。
2003-10-29 astro-ph
